Hakkında makale Kepler yasası
Arabaya ilk bindiğiniz anıları hâlâ hatırlıyor musunuz? Hareket halindeki bir arabanın içindeyken, sanki bir ağaç veya bina hareket ediyormuş gibi görürsünüz. O an, siz ve araba hareketsizken ağaçların veya binaların hareket ettiğini düşünebilirsiniz. Aslında, ağaçlar veya binalar hareketsizken siz ve araba hareket ediyorsunuz. Bu yanıltıcı hareket deneyimi aslında her gün yaşanıyor. Her sabah, doğu ufkunda "güneş doğar", sonra batıya doğru hareket eder ve öğleden sonra batı ufkunda "batar".
Benzer şekilde, geceleri ayın doğudan batıya doğru hareket ettiğini sık sık görürsünüz. Dünya hareketsizken güneşin ve ayın dünyanın etrafında döndüğünü hiç düşündünüz mü veya tahmin ettiniz mi?
Astronominin gelişim tarihi
Antik çağda (MÖ erken dönem) yaşayan insanlar da güneşin, ayın ve diğer gök cisimlerinin dünyanın etrafında hareket ettiğini, dünyanın ise hareketsiz olduğunu düşünürlerdi. Başka bir deyişle, dünya evrenin merkezi olarak kabul edilirdi (jeosentrik). Bu varsayım, insanların sınırlı duyusal deneyimlerine dayanmaktadır; insanlar günlük olarak güneşin, ayın ve yıldızların hareket ettiğini gözlemlerken, dünya hareketsizmiş gibi hissederler. Hareket halindeki bir arabada olmak gibi, ağaçların veya binaların hareket ettiğini görürsünüz. Dünyanın evrenin merkezi olduğu varsayımı, MS 2. yüzyılda Yunan astronom Claudius Ptolemaeus (MS 100-170) tarafından araştırılıp geliştirilmiş ve sonraki 1400 yıl boyunca inanılmıştır.
Batlamyus'a göre, Dünya güneş sisteminin merkezindeydi. Güneş ve gezegenler bir daire etrafında (dönme hareketi) hareket eder ve bu dairenin merkezi de Dünya'yı dairesel bir yörüngede (kendi ekseni etrafında dönme hareketi) çevreler.
1543 yılında Polonyalı astronom Nicolaus Copernicus (1473-1543), güneşin güneş sisteminin merkezinde olduğu heliosentrik bir model önerdi. Gezegenler, bir daire etrafında (dönme hareketi) hareket eden dünyayı içerir; bu dairenin merkezi ise güneşin etrafında dairesel bir yörüngede (devir hareketi) hareket eder. Copernicus, güneşi güneş sisteminin merkezine yerleştirdiği için Batlamyus'tan daha gelişmiş bir anlayışa sahipti. Bununla birlikte, Copernicus yine de gezegen hareketini açıklamak için daireleri bir biçim olarak kullanmıştır.
Yer merkezli ve güneş merkezli modeller hakkındaki heyecan verici tartışmalar, gökbilimcileri daha dikkatli gözlemler yapmaya teşvik ediyor. O dönemdeki gökbilimciler, gök cisimlerini yalnızca gözleriyle gözlemliyorlardı; teleskop veya yıldız dürbünü gibi aletler kullanmıyorlardı. O zamanlar teleskop henüz icat edilmemişti. Gök cisimlerini gözlemlemek için kullanılabilen ilk teleskop, 1609 yılında İtalyan bilim insanı Galileo Galilei tarafından yapıldı. Galileo, yapay teleskobunu gök cisimlerini gözlemlemek için kullandı ve gözlem verilerini yer merkezli modelin savunucularıyla tartışmak için kullandı.
Tycho Brahe (1546-1601) adlı ünlü Danimarkalı astronom, gök cisimlerini yalnızca gözle gözlemleyen son astronomdu. 1576'dan 1599'a kadar gözlem yaptıktan sonra, Tycho Brahe, aynı zamanda matematikçi olan Alman astronom Johannes Kepler (1571-1630) ile işbirliği yaptı. Kepler, Tycho Brahe'nin asistanıydı. Tycho Brahe ve Kepler arasındaki işbirliği uzun sürmedi çünkü Tycho Brahe öldü. Tycho Brahe'nin ölümünden sonra Kepler, öğretmeninden elde ettiği astronomik verileri kullanarak yaklaşık yirmi yılını gezegenlerin hareketlerini açıklayan matematiksel modeller oluşturmaya adadı.
Kepler'in astronomi alanındaki ilk eseri olan "Evrenin Gizemi" 1596'da yayımlandı. Kitapta, Kopernik ve Tycho Brahe'nin gözlemlerine göre gezegen yörüngeleri arasında bir uyum aradı. Ancak Kepler, Kopernik ve Batlamyus tarafından geliştirilen modeller ile Tycho Brahe'nin gözlemlerinin sonuçları arasında bir uyum bulamadı. Bu nedenle, Batlamyus ve Kopernik modellerini terk etti ve yeni modeller aramaya başladı. 1609'da Kepler, elipslerin Tycho Brahe'nin gözlemlerinin sonuçlarıyla çok uyumlu olduğunu keşfetti. Kepler artık gök cisimlerinin yörüngesinin şekli olarak daire değil, elips kullanmaya başladı.
Kepler yasası
Bu yasa, Isaac Newton'un üç hareket yasası ve evrensel çekim yasasını ortaya koymasından yarım yüzyıl önce Kepler tarafından ortaya atılmıştır.
Kepler'in birinci yasası
Bir gezegenin Güneş etrafındaki yörüngesi, Güneş'in odak noktalarından birinde bulunduğu bir elips şeklindedir.
F1 ve F2 Bunlar elips şeklindeki odak noktalarıdır. Güneş odak noktalarından birindedir (örneğin seçilen F görüntüsünde).2), gezegen r mesafesinde bulunmaktadır.2 F'den2 veya r1 F'den1Gezegenin konumu değişirse, r2 ve r1 Ayrıca değişir.
Yine de, r 1 + r 2 her zaman aynıdır. a mesafesine yarı büyük eksen, 2a mesafesine ise büyük eksen denir. b mesafesine yarı küçük eksen, 2b mesafesine ise küçük eksen denir. Elipsin odak noktası, elipsin merkezinden c mesafede bulunur; burada c 2 = a 2 + b 2'dir.
Elips şekli, elipsin dışmerkezliği (e) ile belirlenir; burada e = c / a'dır. Bir elipsin dışmerkezliği 0 ile 1 arasında değişir (0 ≤ c/a).
Eğer gezegen elipsin sol ucunda ( F1 noktasının solunda ) ise, gezegenin Güneş'e olan uzaklığı a + c'dir. Bu noktaya aphelion denir. Gezegen aphelion noktasındayken, Güneş'e olan en uzak konumdadır. Eğer gezegen elipsin sağ ucunda (F2 noktasının sağında) ise, gezegenin Güneş'e olan uzaklığı ac'dir . Bu noktaya perihelion denir. Gezegen perihelion noktasındayken, Güneş'e olan en yakın konumdadır.
Kepler'in ikinci yasası
Güneşten gezegene çizilen hayali çizgi, aynı zaman aralığında eşit alanlar tarar.
Aşağıdaki şekilde, yalnızca iki alan örneği verilmiştir: abc alanı ve ade alanı. Bu iki alan aynı büyüklüktedir. Aynı zaman aralığında, gezegeni ve güneşi birleştiren hayali çizgi, aynı büyüklükteki alanı tarar. Dolayısıyla, b'den c'ye (gezegen günöte noktasında) hareket ederken, daha küçük gezegenin veya gezegenin hızı daha yavaş olur. Aksine, d'den e'ye (gezegen günberi noktasında) hareket ederken, daha büyük gezegenin veya gezegenin hızı daha hızlı olur. Bu nedenle, gezegenin hızı günberi noktasında maksimum, günöte noktasında ise minimum olur.
Kepler'in üçüncü yasası
Karelerinin oranı orbital dönem bir gezegenin için küp the gezegenin ortalama mesafeleri 'da güneş (T2/r3) sabittir ve değeri tüm gezegenler için aynıdır. Eğer T1 ve T2 İki gezegenin periyodunu belirtin, r1 ve r2 Bu, her gezegenin Güneş'e olan ortalama uzaklığını temsil eder:
